Приведение к эклиптике

Принятые в приведенных соотношениях обозначения имеют следующий смысл т — часть тропического года от рассматриваемого момента времени до начала ближайшего к нему бесселева года, числовые значения т публикуются для 0 эфемеридного и звездного времени каждого дня года в астрономических ежегодниках, е — истинный наклон эклиптики к экватору. [c.96]

Здесь L означает среднюю долготу и I — истинную долготу планеты в орбите, g — среднюю аномалию планеты, и — аргумент широты, р — эклиптическую широту, А — эклиптическую истинную долготу, 61 — периодические возмущения в долготе, бг — периодические возмущения в радиусе-векторе, а, е — большую полуось и эксцентриситет орбиты планеты, R — приведение к эклиптике. [c.489]

Приведение к эклиптике. Наконец, может понадобиться получить истинные полярные координаты. В этом случае положение планеты можно определить тремя координатами г, V, В, где V есть дуга [c.46]

Если наклонность мала, то очевидно, что и разность V — V всегда мала. Эта величина известна под названием приведение к эклиптике . Аналитическое решение этой задачи получается из сферического треугольника NPQ с помощью следующей формулы [c.46]

Для малых значений I это выражение для приведения к эклиптике быстро сходится, и во многих приложениях требуются только один или два члена этого разложения. [c.46]

Уравнении, подобные уравнениям (12) или (15), встречаются также в совсем иных областях. Например, результат, полученный в этом разделе, использовался при выводе разложения в ряд приведения к эклиптике в разд. 26 гл. I. [c.61]

Приведенные значения начлоиений орбит приблизительны R означает обратное движение по отношению к экваториальной плоскости планэты спутники Урана имеют обратное движение по отношэнию к плоскости эклиптики Е — наклонение к эклиптике Р — наклонение к плоскости экватора планеты В — наклонение к плоскости орбиты планеты [1, 10]. [c.977]

Рассмотрим перелет на внешнюю планету — Марс, период обращения которого равен 686,96 сут. Приведенные ниже расчеты имеют характер оценок, поскольку орбита Марса имеет значительный эсцентриситет е = = 0,093), причем оси орбит Земли и Марса не совпадают. Более того, плоскость орбиты Марса образует с плоскостью эклиптики угол 1,85°. [c.104]

Нутация земной оси в случае нулевого среднего наклоиеиия. Если мио-венное значение наклонения мало, то даже очень медленное изменение положения экватора может значительно изменить положение его линии пересечения с эклиптикой. Поэтому оказывается неудобным измерять введенные углы от точки весеннего равноденствия. Если через GZ обозначить нормаль к эклиптике, а через G — ось фигуры Земли, то наша задача будет состоять в определении малых колебаний оси G около нормали GZ. Пусть GX, GY — оси, неподвижные относительно эклиптики, и пусть долгота Солнца измеряется от осн GX. Пусть Р, Q, I — направляющие косинусы оси G относительно осей X, Y, Z. Нет необходимости повторять все этапы исследования, достаточно заметить, что уравнеиня движения для определения Р и Q принимают форму, приведенную в п. 15. Всноминая, что момент возмущающей пары снл, обусловленной солнечным тяготе1шем, равен —3/г (С — А) sin S os S и что его направление составляет с осью GX угол / + л/2, получим уравнения [c.413]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...